Strålingssone

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
En illustrasjon over solens struktur:
1. Kjerne
2. Strålingssone
3. Konveksjonssone
4. Fotosfære
5. Kromosfære
6. Korona
7.Solflekk
8. Granuler
9. Solfakkel

En strålingssone for en stjerne er det midterste laget av stjernens indre. Denne sonen strekker seg fra kjernen ut til omkring 70 % av radien. Her overføres energien fra kjernen vesentlig i form av stråling, dvs. fotoner som sendes ut og reabsorberes etter kort vei. Temperaturen synker gradvis (ca. 0,2 K/m) men dette gir ikke rask nok forandring til å drive termisk konveksjon. Strålingen tar svært lang tid på å gå gjennom dette området, typisk flere hundre tusen år (beregninger viser fra 15 000 år til flere millioner år). Samtidig blir mye av gammastrålingen med høy energi fra kjernereaksjonen gjennom absorbsjon og reemisjon omformet til et kontinuerlig spektrum ved lengre bølgelengder som varmestråling og synlig lys.

I strålingssonen er temperaturen for lav til at kjernereaksjoner kan eksistere. Det er imidlertid så varmt at alle grunnstoffene fremdeles eksisterer som atomkjerner helt uten elektroner. Når temperaturen er så høy at atomkjernene ikke klarer å fange inn elektroner, blir gassen forholdsvis gjennomsiktig for stråling, som igjen medfører at energien fra kjernen hovedsakelig blir transportert med stråling i denne sonen.[1]

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ Andresen, Birger. «Vår livgivende sol». Besøkt 14. juli 2011. 

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

astronomistubbDenne astronomirelaterte artikkelen er dessverre kort eller mangelfull, og du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.